Формирование звезды — процесс, в котором молекулярные облака увеличивают свою плотность, коллапсируют в плазменный шар, превращающийся в звезду.
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью, в котором в результате гравитационной неустойчивости первичная флуктуация плотности начинает разрастаться. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.
По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.
При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.
Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.
Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.
Согласно гипотезе В. А. Амбарцумяна, звезды рождаются группами из сверхплотной материи — протозвезды — при её фрагментации.
В спиральных галактиках, таких, как Млечный Путь имеются звёзды, компактные звёзды, а также заполняющая пространство межзвёздная среда (МЗС), состоящая из газов и пыли. Плотность пыли может составлять от 10−4 до 106 частиц на кубический сантиметр и состоит как правило на 70% (масс.) из водорода, остальную часть может составлять в основном гелий, также среда содержит в себе относительно небольшую долю тяжёлых элементов, в частности металла, оставшихся после смерти звёзд. Места особенно высокого скопления звёздной пыли называется туманностью[1], где как правило и происходит образование новой звезды[2]. В эллиптических галактиках в отличие от спиральных происходит процесс потери холодных компонентов межзвездной среды в течение примерно миллиарда лет, из-за чего в таких галактиках гораздо реже образуются туманности и лишь посредством столкновения с другой галактикой[3].
В туманностях, где образуются звёзды, водород находится в форме двух соединённых молекул H2, в таких случаях туманность называется молекулярным облаком. Наблюдения свидетельствуют, что в холодных облаках, как правило появляются звёзды с небольшой массой, которые сначала видны в инфракрасном спектре внутри облака, и когда облако рассеивается, то и в видимом спектре. В огромных и более тёплых молекулярных облаках могут образовываться звёзды любых масс[4]. Средняя плотность частиц в огромных облаках составляет 100 частиц на сантиметр кубический во всём облаке, чей диаметр может составлять 100 световых лет, или 9.5×1014 километров, масса звёздной пыли может достигать 6 миллионов солнечных масс ( )[5]. Около половины массы материи галактик приходится на молекулярные облака[6]. В Млечном Пути находится 6000 туманностей со средней массой 100,000 M☉[7], ближайшая известная туманность к солнечной системе — Туманность Ориона, находящаяся на расстоянии 1,300 световых лет[8], однако позже на расстоянии 420 световых лет было обнаружена другая тёмная туманность Ро Змееносца[9].
Помимо основных туманностей, существуют так называемые Глобулы, отличающиеся очень высокой плотностью материи[10], хотя сами по себе глобулы не велики, они могут включать в себя до нескольких солнечных масс [11]. Их можно наблюдать в виде темных облаков на фоне светлых туманностей или звёзд. Примерно половина глобул образовались в процессе звёздообразования[12].
Первая наблюдаемая новорождённая звезда, чей возраст составлял 10 миллионов лет была найдена на расстоянии в 10.4 миллиарда световых лет, когда возраст Вселенной составлял 3.3 миллиарда лет. Также исследования показывают, что звёзды сначала представляют собой турбулентный сгусток газо-богатых веществ, живущий около 500 миллионов лет, который в течение этого времени может мигрировать в центр галактики[13].
Межзвездное облако газа остаётся в гидростатическом равновесии до тех пор, пока кинетическая энергия давления газа находится в равновесии с потенциальной энергией внутренних гравитационных сил. Математически это выражается с помощью теоремы вириала, гласящей, что для поддержания равновесия гравитационная потенциальная энергия должна быть равна удвоенной внутренней тепловой энергии[14]. Если облако настолько массивно, что не сможет поддерживаться лишь давлением газа, то подвергается гравитационному коллапсу. Качественно гравитационная неустойчивость вызывается силами тяготения газового облака, которое противодействует давлению газа, что называется неустойчивостью Джинса и также зависит от температуры и плотности облака, которое обычно содержит в себе от тысячи до десятков тысяч солнечных масс. Это совпадает с типичной массой рассеянных звёздных скоплений, которые появились в результате гравитационного коллапса туманных скоплений[15].
Помимо огромной молекулярной массы облака, есть и ряд других причин, способных спровоцировать его сжатие, а именно столкновение двух или более облаков или взрыв сверхновой звезды, чья сила удара от взрыва может вызывать сильные возмущения в материи близ находящихся скоплений[2]. Кроме того, массовые соединения газовых облаков, приводящих к звездообразованию, могут быть спровоцированными столкновением двух или более галактик[16]. Помимо этого подобное столкновение может стать причиной формирования глобулярных кластеров[17].
Сверхмассивная черная дыра в ядре галактики может замедлять темп звездообразования у центра галактики. Черная дыра, будучи аккрецирующей материей, может начать выделять большое количество энергии, испуская сильный ветер через релятивистские струи, что и приводит к ограничению дальнейшего звездообразования, так как массивные черные дыры выкидывают радиочастотные излучающие частицы с околосветовой скоростью, мешающие образованию новых звезд в стареющих галактиках[18], однако, радиоизлучения вокруг струи могут также и вызвать звездообразование. Кроме того, ослабление струи может инициировать звездообразование при столкновении с облаком[19].
При начале коллапса молекулярное облако распадается на меньшие скопления по порядочному поведению, пока осколки не образуют новую звездную массу. В каждом из этих скоплений разрушается материя газа, что приводит к излучению энергии за счет освобождения гравитационной потенциальной энергии. Так как плотность продолжает увеличиваться, массы становятся непрозрачными и постепенно излучают всё меньше высвобожденной энергии. Это повышает температуру массы и препятствует её дальнейшему дроблению. Частицы конденсируются во вращающиеся сферы газа, являющиеся звездными эмбрионами[20].
Вместе с процессом разрушения облака происходят такие явления, как турбулентности, макроскопические потоки, вращения, возникновение магнитного поля и изменения геометрии облака[21][22]. Как вращение, так и магнитные поля могут препятствовать распаду облака. Турбулентность играет важную роль в возникновении фрагментации облака, а в малых масштабах она способствует развалу[23].
Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака[24].
Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышения температуры, определяемой теоремой о вириале. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.
Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы[25]. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны[26]. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическим равновесием. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой[2].
Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.
Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она ещё не является собственно звездой, и называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела[27] , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 , то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока в её недрах не запустится термоядерная реакция превращения водорода в гелий.[28].
С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной , таким образом процесс образование более массивной звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.
В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 ), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери[29]. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска[30][31].
Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрофизике, как звёздная эволюция.
Протозвезда |
---|
Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её. |
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .